Fondamenti Di Astrofisica Stellare

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Capitolo 1 Evidenze evolutive nellUniverso stellare1.1. Gli osservabili stellariLa prima antichissima evidenza di quella vasta e strutturata distribuzione spaziale di materia cui diamo il nome di Universo risiede nel usso luminoso che ci proviene dalle sorgenti stellari. La consapevolezza che tali sorgenti debbano essere riguardate come corpi celesti analoghi al vicino Sole, pi` volte adombrata nel corso della storia del pensiero scientico e certamente u gi` fatta propria da Galileo, ` alla base di una svolta conoscitiva nello studio dellUniverso: a e dalla Astronomia, intesa come semplice analisi delle posizioni e dei movimenti apparenti delle stelle sulla volta celeste, si apriva la strada all Astrosica ed allo studio delle propriet` a siche degli oggetti stellari. Tale studio non pu` peraltro che essere basato sullanalisi della radiazione elettromago netica che da tali oggetti ci giunge e quindi, in termini operativi, sulla analisi dei fotoni raccolti da telescopi e focalizzati su opportuni rivelatori. In linea generale, ci attendiamo che una sorgente stellare sia caratterizzata dalla quantit` di energia luminosa emessa nellunit` a a di tempo sotto forma di fotoni e dalla distribuzione dei fotoni stessi alle varie frequenze o lunghezze donda (distribuzione spettrale o spettro della radiazione). Fortunatamente, si trova che nella grande maggioranza dei casi tale distribuzione risulta con buona approssimazione assimilabile a quella attesa da un corpo nero ( A1.1) di opportuna temperatura. Potremo dunque parlare di una temperatura della sorgente, e caratterizzare tali temperature attraverso opportune denizioni delle magnitudini stellari e dei relativi indici di colore ( A1.2). Le osservazioni mostrano che le temperature stellari risultano tipicamente contenute in un intervallo non molto esteso, orientativamente tra i 3.000 ed i 30.000 gradi Kelvin (K). La distribuzione spettrale della radiazione non dipende dalla distanza della sorgente, distanza da cui dipende peraltro il usso di energia che raggiunge la Terra. Pi` problematico u risulta quindi risalire dallenergia raccolta alla supercie della Terra allenergia emessa per unit` di tempo (luminosit` intrinseca) da una sorgente di cui sovente ` dicile valutare con a a e precisione la distanza. Metodi diretti (parallassi trigonometriche A1.3) applicati sia da terra che da veicoli spaziali consentono oggi di conoscere con buona precisione la distanza degli oggetti pi` vicini al nostro sistema solare, che rappresentano peraltro una frazione minu imale dellUniverso osservato. Al di l` di tale campione locale, la valutazione delle distanze a riposa sulla diponibilit` di opportune candele standard, cio` sullutilizzo di particolari a e 1

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Fig. 1.1. Rappresentazione schematica della struttura della nostra Galassia. Le distanze sono misurate in parsec (1 pc 3.3 anni luce A1.3)

sorgenti stellari di cui si ritiene di poter conoscere a priori la luminosit` intrinseca della a struttura. A questi due osservabili macroscopici delle propriet` radiative di una stella si aga giunge una ulteriore e preziosa informazione a livello microscopico. La non esatta corrispondenza tra gli spettri stellari e la distribuzione di corpo nero ` infatti da attribuirsi in larga e misura alla presenza di righe e bande oscure variamente distribuite lungo lo spettro, causate dallassorbimento selettivo di radiazione ( A1.4) da parte degli atomi o molecole di cui ` e composta la porzione pi` superciale di una struttura stellare (atmosfera stellare). La teou ria delle atmosfere stellari consente oggi di risalire con buona precisione dagli assorbimenti osservati allabbondanza delle varie specie atomiche, fornendoci la preziosa (e per lungo tempo insperata) opportunit` di acquisire informazioni sulla composizione chimica di tali a atmosfere.

1.2. Le galassie: evidenze di evoluzione dinamicaPur limitandosi al solo osservabile temperature, lesame delle sorgenti stellari suggerisce tutto un insieme di evidenze evolutive collegabili alla storia della materia nella nostra Galassia e, pi` in generale, ad una storia dellUniverso stesso, delle sue strutture e della u materia in esse contenute. E su tale quadro di evidenze che lAstrosica Stellare ` chiamata e ad operare, al ne di raggiungere valutazioni quantitative che consentano di sviluppare lambizioso programma di ricostruire nei dettagli la storia dellUniverso nel suo insieme, ricavando tale storia dallanalisi delle testimonianze stellari che sopravvivono disseminate nello spazio. E ben noto come la fascia luminosa che attraversa il cielo notturno, detta Via Lattea, debba essere interpretata come evidenza che il Sole faccia parte di un sistema strutturato di stelle detto Galassia, dal greco = Latteo, ove ` sottinteso il termine circolo. e Losservazione ha portato a riconoscere nella Galassia tre componenti principali che sono qui elencate in ordine di rilevanza osservativa (g.1.1): 1. Un disco, di raggio 15 chiloparsec (kpc) e spessore 300 pc, popolato da stelle e nubi di materia diusa sotto forma di polveri e gas. Caratteristica la presenza di ammassi stellari aperti (g. 1.2), tipicamente formati da non pi` di qualche migliaio di stelle, non legate u gravitazionalmente e senza evidenti simmetrie . Numerose evidenze indicano lesistenza nel disco di una sottostruttura a spirale, in analogia a quanto osservato direttamente in altre galassie (g. 1.3).

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Fig. 1.2. Distribuzione sulla volta celeste degli ammassi stellari aperti della nostra Galassia che marcano la collocazione del disco galattico. Sono utilizzate coordinate galattiche ove la latitudine galattica (b) ` misurata con riferimento al piano denito dalla Via Lattea e per la longitudine (l) si e assume come origine la direzione del centro galattico.

Fig. 1.3. Mappa della posizione sul piano del disco galattico di alcuni tracciatori di spirale nei dintorni del Sole. I simboli rappresentano giovani ammassi stellari aperti (cerchi pieni) e nubi di idrogeno ionizzato dalla radiazione di contigue stelle giganti blu (cerchi vuoti). Le concentrazioni degli oggetti lungo fasce evidenziano porzioni locali delle braccia a spirale della nostra Galassia.

2. Un nucleo (bulge), centro di simmetria per il disco, particolarmente ricco di stelle e di materia diusa. 3. Un alone sferico, di raggio comparabile a quello del disco, nel quale sono presenti essenzialmente solo oggetti stellari, distribuiti con buona simmetria attorno al nucleo galattico. Caratteristica la presenza di oltre cento ammassi globulari ( A1.5), formati da sino ad un milione di stelle, gravitazionalmente legate in strutture a spiccata simmetria sferica. Strutture di questo tipo sono riconosciute per ogni dove nellUniverso, a partire da quando i primi grandi telescopi riuscirono a risolvere un antica controversia, mostrando come le nebulose spiraleggianti intraviste con i cannocchiali ottocenteschi dovessero essere riguardati come strutture dalle dimensioni e strutture analoghe a quelle della nostra Galassia poste ad enormi distanze. Per la galassia a noi pi` vicina (M31 = Andromeda) stimiamo oggi, per u esempio, una distanza di 700 kpc.

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Fig. 1.4. Schema evolutivo della Galassia. I punti rappresentano il gas, le crocette le stelle ed ammassi di alone, i cerchi aperti le prime stelle di disco. Gli asterischi rappresentano lesplosione di supernovae ed i cerchietti pieni stelle arricchite di elementi pesanti. R rappresenta lasse di rotazione della Galassia. Il raggio dei cerchi ` di circa 15 kpc. Nella fase b sono indicate alcune orbite della e popolazione di alone (stelle od ammassi).

Di particolare rilevanza appare la dierenza di temperatura tra stelle di disco e di alone. Nella nostra Galassia e, per quanto ` possibile vericare, in tutte le galassie simili alla nostra e (galassie a spirale), si ha infatti che: 1. Tra le stelle che popolano il disco, le pi` luminose appaiono tipicamente stelle ad alta u temperatura (stelle blu, T10.000 K). 2. Lalone galattico ` invece dominato da stelle a temperatura nettamente inferiore (giganti e rosse, T5.000 K). Da queste osservazioni scaturisce, sia pur a livello di ipotesi di lavoro, un quadro interpretativo che collega evidenze stellari ed evoluzione galattica. Dovendosi assumere che le stelle siano il risultato della condensazione di materia diusa sotto linuenza del campo gravitazionale, ` innanzitutto evidente che nellalone della Galassia, ove tale materia diusa e ` praticamente assente, il processo di formazione stellare ` al presente inibito. Le stelle che e e popolano lalone devono quindi essere il ricordo di una fase precedente, in cui lintero alone era occupato da una nube di materia diusa a simmetria tipicamente sferica (protogalassia).

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Alla formazione di una prima generazione stellare nel corpo di questa protogalassia deve aver fatto seguito il collasso del gas residuo (g. 1.4) a formare il disco, con tempi scala caratteristici di 3 108 anni per un collasso in caduta libera (collasso non dissipativo). Nel disco cos` formatosi sono restati e restano attivi i processi di formazione stellare a spese della materia diusa ivi addensata. Se ci` ` vero, le popolazioni stellari di alone devono essere oe le pi` antiche della Galassia, e la dierenza di stato sico delle strutture stellari potrebbe u essere messa in relazione proprio alla dierente et`. Cos` varrebbero le relazioni: a Alone Predominio di giganti rosse strutture stellari antiche. Disco Predominio di stelle blu strutture stellari giovani. Pur senza entrare in casistiche dettagliate ( A1.6) ricordiamo daltronde come nellUniverso, sia pur nel quadro di una gran variet` di forme e dimensioni, si osservino a due tipi fondamentali di agglomerazioni di materia su scala galattica: 1. Galassie a spirale, quali la nostra e M31, nelle quali ` presente un disco (con spirali e regolari o barrate) immerso in un alone dominato da giganti rosse.